Kosmische Strahlung auf der Erde Spektrum Zusammensetzung direkte Beobachtungsmethoden indirekte Beobachtungemethoden (Seminarthemen) Magnetfelder

Blockseminar-Themen Themenkreis: Ursprung kosmischer Strahlung  1) Windphasen massiver Sterne  2) Endstadien der Sternentwicklung  3) Kompakte Überreste von Sternen Themenkreis: Beobachtung von nicht-thermischen Phänomenen 1) Röntgenemission von Supernova-Überresten (Chandra: Filamente+Zeitvariabilität)  2) Gamma-Emission aus der Galaktischen Ebene (EGRET+GLAST)  3) TeV-Beobachtungen von schalenförmigen Supernova-Überresten (HESS) 4) Radiobeobachtungen von kosmischer Strahlung (Ice, Mond, LOPES) Themenkreis Extragalaktische Beschleuniger 1) Beobachtung und Ursprung ultra-hochenergetischer kosmischer Strahlung (top-down, bottom-up, AUGER, HiRES,EUSO)  2) Hochenergetische Phänomene in AGN  3) Galaxienhaufen  4) EBL-Absorption Themenkreis: Exoten 1) Indirekte Suche nach dunkler Materie (PAMELA, HESS, IceCUBE) 2) Dunkle-Materie-Sterne 3) Axion- und Photonoszillationen

Windphasen massiver Sterne Massive (O+B)-Sterne durchlaufen am Ende ihrer Entwicklung eine kurze Phase mit großen Masseverlusten (~10-5 Msonne/Jahr). Mechanismus der Windentstehung ("line driven winds") Wind-termination Wind-wind-shocks Superbubbles "clumpy" winds

Endphasen der Sternentwicklung Kern-Kollaps isolierter massiver Sterne Akkretion + Deflagration in Binärsystemen ->thermonukleare SN Vergleich der SN-Typen SN1Wegen der fehlenden Wasserstofflinien nimmt man an, daß es sich um die Explosion eines weißen Zwerges handelt, der seine Wasserstoffhülle nach dem Heliumbrennen abgestoßen hat. Gehört ein weißer Zwerg einem Doppelstemsystem an, so kann es zum Überströmen von wasserstoffreichem Gas kommen, welches explosionsartig an der Oberfläche des weißen Zwerges verbrennt. Dies bezeichnet man als Nova. Überschreitet die Masse des weißen Zwerges dabei die Chandrasekharsche Grenzmasse von 1,4 Sonnenmassen, beginnt der Stern zu kollabieren und es setzt explosionsartig Kohlenstoffbrennen im Innern des weißen Zwerges ein. Die Kohlenstoffdetonation zerreißt den Stern völlig, und es bleibt kein stellarer Rest zurück. Beim Kollaps werden 1044 Joule haupsächlich als kinetische Energie frei. Dabei werden sehr große Mengen von 56Ni gebildet, welches mit einer Halbwertszeit von 7 Tagen zu 56Co zerfällt. Dieses Kobalt bestimmt mit seiner Halbwertszeit von 77 Tagen den Helligkeitsverlauf der Hülle. SN2 Man nimmt an, daß bei einer Supernova von Typ 2 der Kern eines sehr massereichen Sternes zu einem Neutronenstern oder einem schwarzen Loch kollabiert. Der Stern befindet sich während des Wasserstoffbrennens auf der Hauptreihe im Hertzsprung - Russel - Diagramm. Nach dem Wasserstoff wird Helium verbrannt, der Stern bläht sich auf und wandert zu den roten Riesen. Sterne, die weniger als acht Sonnenmassen besitzen, verlieren ihre Hülle und werden zu weißen Zwergen sobald alles Helium zu Kohlenstoff verbrannt ist. Bei Sternen oberhalb von acht Sonnenmassen setzt dann das Kohlenstoffbrennen ein.

Kompakte Überreste von Sternen weiße Zwerge Neutronensterne schwarze Löcher Pulsarwindsysteme  Entartetes Elektronengas -> weißer Zwerg Chandrasekhar-Grenze Entartetes Neutronengas Tolmann-Oppenheimer-Volkoff-Grenze Pulsare Magnetare Kompakte Zentralobjekte Pulsar-Wind-Nebel Ein Magnetar ist ein Neutronenstern, dessen Magnetfeld das 1.000-fache des bei Neutronensternen üblichen Wertes aufweist. Man schätzt, dass etwa 10% aller Neutronensterne zu dieser Sternklasse zählen. A pulsar wind nebula (also known as "plerion", derived from Ancient Greek "pleres" meaning "full" - a term coined by Weiler & Panagia (1978)) is a synchrotron nebula powered by the relativistic wind of an energetic pulsar. At the early stage of their evolution, pulsar wind nebulae are often found inside the shells of supernova remnants. A prototypical pulsar wind nebula is the Crab Nebula. Pulsar wind nebulae are believed to be powered by active rotation-powered pulsars, through a relativistic wind of particles and magnetic fields. The pulsar's wind is decelerated to a sub-relativistic speed across a strong standing shock. The emission from the plerion is seen beyond this radius, and results from synchrotron radiation of the high-energy particles injected by the pulsar in the presence of a strong magnetic field. Pulsar wind nebulae are generally characterized by the following properties: (1) An increase in brightness towards the center, without a shell-like structure, (2) A highly polarized flux and a flat radio spectral index, α=0-0.3. The index steepens at X-ray energies due to synchrotron and radiation losses and on the average has an X-ray photon index of 1.3-2.3, (3) An X-ray size that is generally smaller than their radio and optical size (due to smaller synchrotron lifetimes of the higher-energy electrons) (Safi-Harb 2004). Plerions can be powerful probes of a pulsar's interaction with its surroundings — their properties can be used to infer the geometry, energetics, and composition of the pulsar wind, the space velocity of the pulsar itself, and the properties of the ambient medium (Gaensler 2000). Krebsnebel (2kpc)

Röntgenbeobachtungen von Supernovaüberresten (SNR) Thermische Emission von aufgeheiztem Gas nicht-thermische Synchrotronstrahlung Kühlzeit von Elektronen durch Synchrotronemission nicht-lineare Modifikation (Abkühlung + Magnetfeldverstärkung) Filamente Zeitvariabilität SN überrest RX … : Asca 1-3 keV und H.E.S.S.

TeV Beobachtungen von Supernovaüberresten (SNR) Quellen + Charakteristiken Spektrum + Morphologie Röntgen-TeV-Korrelation, TeV-Gas-Korrelation) Diskussion: Distanz Effizienz der Beschleunigung Alter  RX J1713.7-3946 (1kpc)

Gamma-Emission aus der galaktischen Ebene EGRET Exzess

Radiobeobachtungen von KS LOPES (KASCADE Grande)

Beobachtung und Ursprung ultra-hochenergetischer KS Theoretische Modelle top-down bottom-up AUGER HiRES, Zukunft: EUSO

Hochenergetische Phänomene in Aktiven Galaxien Kernen (AGN) AGN (Jets, Akkretion, Radio-Galaxien, Blazare) Extraktion von Energie aus einem schwarzen Loch relativistische Bewegung in Jets (superlum. motion) Jet-Confinement Termination lobes Vereinheitlichte Theorie für AGN

Galaxienhaufen Beschleunigung Confinement von Cosmic rays AGN Galaxien Akkretionsshocks Confinement von Cosmic rays (Abell 426): Each of these diffuse emerging objects is a galaxy. All together form the Perseus Galaxy Cluster - one of the closest known crowds of galaxies. We see these objects through a foreground of faint stars of our milky way. The light needs 300 million years to reach us from this distant region of the universe. Thus we see galaxies how they looked at a time when dinosaurs ruled the earth.

Extragalaktische Absorption durch den „EBL“

Axion- und Photonoszillation „Licht-durch-die-Wand“ Experimente Axionen Paraphotonen

„Dunkle-Materie Sterne“ (vergeben) Erste Sterne bei z~10-50 Energieproduktion durch Annihilation von dunkle Materie Teilchen Gleichgewicht bei: L = 106Lsonne T = 4000-10.000 K R = 1014 cm T = 0.5Mj M ~ 800 Msonne (WIMPS 100GeV) Unterscheidung von POPIII Sternen

Indirekte Suche nach Dunkler Materie (vergeben) Annihilationsprodukte: gamma, neutrinos, Antimaterie, PAMELA, H.E.S.S. & IceCUBE

Ausgedehnte Luftschauer Hadronische Wechselwirkungen Elektromagnetische Wechselwirkungen Zerfallsprozesse Cherenkovlicht Floureszenzlicht Theoretische Beschreibung durch Monte-Carlo Simulationen wie CORSIKA (COsmic Ray SImulations for KAscade)

Schauerbeschreibung Anzahl der Teilchen im Schauer: 1 pro 109 eV Schauermaximum ist näher am Boden je energiereicher Primärteilchen Schauermaximum ist näher am Boden je größer die Massenzahl der Primärteilchens xmax Schauermaximum

Zenithwinkel Zenithwinkel q Azimutwinkel f Vertikale Intensität: I(q=0°) Richtungsabhängige Intensität I(q,f)=dN/(dAdtdW)

Zenith Winkel 30°

Luftschauer Experimente

KASKCADE („Knie“) KArlsruhe Shower Core and Array DEtector-Grande 200m x 200m (700m x 700m) 252 + 37 Detektoren mit 13m Abstand 16 Hütten bilden einen unabhängigen Cluster Elektronikstation im Zentrum eines Clusters Zentraler Detektor in der Mitte des Feldes 1014-1018 eV Streamertunnel für Myonen

KASCADE Hütte Messung von Photonen, Elektronen und Myonen In each station there are up to four electron/gamma-detectors and one muon-detector under a iron-lead-absorber of about 20 attenuation lengths. The absorber serves as shielding against the electomagnetic component of an extensive air shower. Only muons with energies greater than 250MeV are able to penetrate the absorber. The effective detection area per station is about 3.2m^2 for both detector types.

KASCADE Zentraler Detektor Messung des Ortes, der Einfallsrichtung und der Energie von Hadronen (16 x 20 m2) Hauptkomponente des Zentraldetektors ist ein 16 x 20 m2 großes Hadronkalorimeter. Der Detektor ist ein Eisen-Sampling-Kalorimeter, das in 8 Lagen mit ca. 10000 Flüssigkeitsionisationskammern bestückt ist. In der dritten Lage und Auf dem Dach des Kalorimeters dienen Szintillationszähler als Triggerquelle und zur Messung von Ankunftszeiten. Unterhalb des Kalorimeters befinden sich 32 Vieldrahtproportionalkammern zum Nachweis hochenergetischer Myonen.

Streamertunnel Bestimmung der Entstehungshöhe von Myonen durch Triangulation Streamertubes: gasgefüllte Detektoren unter Hochspannung Geladene Teilchen (Myonen) lösen Entladungen aus Drei Schichten machen Richtungsbestimmung mögliche Wenn Richtung mit Kaskade-Schauer übereinstimmt, werden Teilchen als Myonen identifiziert Streamertubes sind gasgefüllte, unter Hochspannung stehende Detektoren, in denen durch (i.a. geladene) Teilchen Entladungen ausgelöst werden, die dann mit einer geeigneten Elektronik nachgewiesen werden, ganz ähnlich wie bei Geigerzählern. By measuring the coordinates in 3 layers, it is possible to reconstruct the tracks of (mostly charged) particles that cross the detector. As the detector is placed under the absorber, those particles are mostly muons and low-energetic electrons and gammas produced in the absorber. Particles whose tracks lead straight through the detector and have a direction similiar to that of the airshower (as determined by the array detectors of KASCADE) are identified as muons.

Ergebnisse KASKADE

KASCADE Grande

Dichte der Sekundärteilchen

Luftschauer Experimente

AUGER (1020eV) 1600 autarken, solarbetriebenden Oberflächendetektoren (SD) mit 1500 m Abstand 3000 km2 Detektorfeld 1450 m üNN Südamerika (Pampa)

Größe des AUGER Observatory

Oberflächendetektor (SD) 10 m2 Grundfläche 120 cm Höhe gefüllt mit 12 Tonnen hochreinem Wasser als Detektionsmedium cwasser ~ c / 1.3 Cherenkov-Licht wird mit drei 9 Zoll Photomultipliern detektiert

Ereignisse mit SD fast vertikaler Schauer fast horizontaler Schauer

SD event mit ~1020eV

Floureszenz Detektor (FD) 24 Fluoreszenzteleskope 12 m2 Spiegelfläche Stickstoff der Luft wird zur Emission von ultraviolettem Fluoreszenzlicht angeregt Kamera mit 440 Photomultipliern 0.1 Mikrosekunden aufgezeichnet

Kamera und Spiegel Spiegel Radius von 3.4 m Kamera mit 440 Photomultiplier => 440 Pixel FOV 30° x 30° UV Filter (300-400nm) Klaren mondfreien Nächten => Duty cycle 12%

Hybrid-Methode